Межзвёздное поглощение

19.12.2020


Межзвёздное поглощение, или межзвёздное ослабление (также межзвёздная (галактическая) экстинкция, от лат. exstinctio — гашение), — поглощение и рассеяние электромагнитного излучения веществом, находящимся в межзвёздном пространстве. Для звёзд в диске Млечного Пути экстинкция в диапазоне V составляет примерно 1,8m на килопарсек.

История

Влияние межзвёздного поглощения на цвет звёзд (межзвёздное покраснение) долгое время наблюдалось, но никак не связывалось с межзвёздным поглощением и галактической пылью. В 1847 году проявления межзвёздного поглощения отметил Василий Струве, а Роберт Джулиус Трюмплер описал это явление в 1930 году.

Характеристики

Межзвёздное поглощение возникает из-за того, что пылинки, расположенные на луче зрения, поглощают часть света, и переизлучают его в другом направлении. В среднем диаметр пылинок составляет от 0,1 до 1 мкм.

Так как межзвёздная пыль содержится в основном в плоскости галактики, именно в ней (при наблюдении в видимом диапазоне) экстинкция достигает упомянутых 1,8m на килопарсек (эта величина также называется удельным поглощением). Это приводит к тому, что наблюдения других галактик вблизи плоскости Млечного пути сильно затруднены, и эта область называется зоной избегания. В ней открыто лишь небольшое количество галактик, например, Dwingeloo 1, которая наблюдалась лишь в радио- и инфракрасном диапазонах, в которых поглощение слабее. Для сравнения, в направлении на галактический полюс межзвёздное поглощение (не удельное, а полное) составляет лишь 0,15m.

Сильнее всего межзвёздное поглощение проявляется в направлении на центр нашей Галактики. Центральные области галактики находятся на расстоянии 8 килопарсек от Земли, но видимый свет, идущий от них, испытывает поглощение более чем на 30m. Иначе говоря, до наблюдателя на Земле доходит не более чем один фотон из триллиона.

Зависимость поглощения от длины волны

Межзвёздная пыль по-разному поглощает свет на разных длинах волн. В целом, чем больше длина волны света, тем слабее он поглощается — это явление называется селективным поглощением. Селективное поглощение объясняется тем, что пылинка может поглощать свет с длиной волны, меньшей или равной размеру пылинки. То есть, чем больше длина волны света, тем меньшее количество пылинок может его поглощать, и наоборот. Расчёты показывают, что удельное поглощение обратно пропорционально длине волны, однако, на практике в диапазоне от 3700 Å (ближний ультрафиолет) до 48000 Å (средняя инфракрасная область) удельное поглощение пропорционально длине волны в степени −1,85.

Зависимость поглощения от длины волны также может быть выражена отношением R V = A V E B − V , { extstyle R_{V}={frac {A_{V}}{E_{B-V}}},} где AV — величина поглощения, а EB−V — изменение показателя цвета B−V. Она также называется избытком цвета:

E B − V = ( B − V ) obs − ( B − V ) real = ( B obs − B real ) − ( V obs − V real ) = A B − A V {displaystyle E_{B-V}=(B-V)_{ ext{obs}}-(B-V)_{ extrm {real}}=(B_{ ext{obs}}-B_{ ext{real}})-(V_{ ext{obs}}-V_{ ext{real}})=A_{B}-A_{V}}

В среднем, безразмерная величина RV равна 3,1-3,2. Соответственно, избыток цвета для объекта на расстоянии 1 кпк равен 0,6m. Однако, для некоторых областей неба RV может принимать значения от 2 до 5. Сама эта величина имеет большое значение для звёздной астрономии: величину поглощения не измерить напрямую, но поправка на поглощение необходима для определения расстояния до звезды. Однако, зная избыток цвета, можно определить величину поглощения.

Таким образом, из-за межзвёздного поглощения объекты становятся не только более тусклыми, но и более красными. Это явление называют «межзвёздное покраснение света».

Его не следует путать с понятием красного смещения, имеющего совершенно другую природу и проявления: например, длина волны монохромного излучения не изменяется вследствие межзвёздного покраснения, однако она изменяется из-за красного смещения.

На некоторых длинах волн поглощение особенно сильно. Например, известна полоса поглощения с длиной волны 9,7 мкм, которая, как считается, вызвана пылинками, состоящими из силикатов магния: Mg2SiO4 и MgSiC3. В ультрафиолетовом диапазоне наблюдается широкий пик с максимумом на длине волны 2175 Å и шириной полосы 480 Å, открытый ещё в 1960-х годах. Его точные причины до конца не выяснены, но предполагают, что его вызывает смесь графита и ПАУ. Всего известно более 40 диффузных полос поглощения.

Поглощение в других галактиках

Функции поглощения от длины волны могут различаться для разных галактик, так как вид функции, в свою очередь, зависит от состава межзвёздной среды. Лучше всего они исследованы для Млечного Пути и двух его спутников: Большого и Малого Магелланова Облака.

В Большом Магеллановом Облаке (БМО) разные области ведут себя по-разному. В туманности Тарантул, где происходит звездообразование, ультрафиолетовое излучение поглощается сильнее, чем в других областях БМО и нашей Галактики, но на длине волны 2175 Å оно, наоборот, ослаблено. В Малом Магеллановом облаке (ММО) скачка на 2175 Å не наблюдается, но рост поглощения с уменьшением длины волны в ультрафиолетовом диапазоне очень быстрый, и оно заметно превосходит таковое и в Млечном Пути, и в БМО.

Эти данные позволяют судить о составе межзвёздной среды в этих галактиках. До этих открытий было известно лишь то, что в среднем величины поглощения различаются, и считалось, что это вызвано различным содержанием тяжёлых элементов: металличность БМО составляет 40% от металличности Млечного пути, а металличность ММО — 10%. Однако, когда были получены более точные данные, стали развиваться гипотезы о том, что поглощающие пылинки возникают при звездообразовании, и чем оно активнее, тем сильнее поглощение.